Coordonnées géographiques terrestres

La Terre est un sphéroïde que l’on peut diviser en deux hémisphères égaux, séparés par le plan équatorial : au Nord, l’hémisphère Boréal et, au Sud, l’hémisphère Austral. La Terre tourne autour d’elle-même d’Ouest en Est, autour d’un axe fixe passant par les pôles Nord et Sud. L’axe polaire est, par définition, perpendiculaire au plan équatorial. La rotation terrestre sert de cadre de référence naturel pour différents systèmes de coordonnées.

1. Longitude et latitude

a) Longitude

Les grands cercles tracés imaginairement à la surface de la Terre et passant par les pôles sont les méridiens. Par convention, on admet qu’il existe un méridien par degré (soit 360 méridiens), à partir du méridien de référence, actuellement situé à la verticale de l’observatoire astronomique de Greenwich (GB). A partir du méridien de Greenwich, on compte les longitudes de 0° à +180° en allant vers l’Est et de 0° à -180° en allant vers l’Ouest.

La Terre tournant autour de son axe en 24 heures environ, on peut exprimer les longitudes terrestres en temps sidéral (temps qui mesure le temps qu’il faut à un lieu quelconque de la surface terrestre pour se retrouver dans la même position vis-à-vis d’une étoile dite "fixe"). Le temps sidéral se compte de 0h à +12h00 pour les longitudes Est, et de 0h à -12h00 pour les longitudes Ouest.

Il faut donc en moyenne 4 minutes de temps sidéral pour parcourir un degré de longitude (valeur arrondie, puisque la durée d’autogiration terrestre est en fait de 23h56 m).

b) Latitude

Les grands cercles de position tracés à la surface de la Terre qui sont perpendiculaires aux méridiens et parallèles à l’équateur sont appelés parallèles. Les parallèles nous indiquent la latitude Nord (de 0° à +90° à partir de l’équateur) ou Sud (de 0° à -90°) d’un lieu, c’est à dire sa distance par rapport à l’équateur.

Coordonnées cosmographiques célestes

1. La sphère locale

C’est une sphère fixe et abstraite, de rayon indéterminé, dont le centre est l’œil de l’observateur terrestre. Ses deux coordonnées principales sont l’horizontale et la verticale.

 La verticale : c’est la direction d’un fil à plomb immobile. La verticale d’un lieu passe par le zénith (point le plus haut de la sphère locale) et par le nadir (point le plus bas). Tous les cercles imaginaires passant par cet axe se nomment les verticaux. Le méridien du lieu s’appelle premier vertical (rien à voir avec celui de Greenwich, sauf à Greenwich).
 L’horizontale : perpendiculaire à la verticale, donc à l’axe zénith-nadir. C’est l’horizon, tout simplement.
— La hauteur d’un astre désigne l’angle formé par un astre sur son vertical avec le plan horizontal ; la distance zénithale mesure l’angle formé par un astre sur son Vertical avec le Zénith ; hauteur + distance zénithale sont donc toujours égales à 90°. Il existe autant de cercles de hauteur que d’astres dans la sphère locale. Le cercle de hauteur, qui passant par le centre de l’astre, est parallèle au plan horizontal, s’appelle amulcantarat.

 L’azimut d’un astre mesure l’angle formé par le vertical de l’astre et par le vertical d’un repère terrestre désignant la direction du Sud. Conventionnellement, il se compte de 0° à 360° de la gauche vers la droite, c’est à dire dans le sens du mouvement diurne, en regardant dans la direction du Sud pour un observateur situé dans l’hémisphère Nord.

Le mouvement diurne est le parcours d’un astre au-dessus et au-dessous de l’horizon en 24h00, aussi appelé nycthémère. Vue la composition du mouvement de la Terre avec celui des astres dans la sphère locale, ceux-ci semblent se déplacer en sens inverse de leur mouvement réel. Le nycthémère se divise en deux périodes distinctes : l’arc diurne (temps de présence d’un astre au-dessus du plan horizontal) et l’arc nocturne (temps de présence en-dessous du plan horizontal). Pour le Soleil et pour lui seul, l’arc diurne est synonyme de jour et l’arc nocturne de nuit. Les autres astres peuvent accomplir leur arc diurne la nuit, et leur arc nocturne le jour. Enfin, c’est sur le plan horizontal que l’on projette dans l’espace les quatre points cardinaux (Nord, Sud, Est, Ouest).

2. La sphère céleste

C’est une sphère fixe et abstraite, de rayon indéterminé, dont le centre est cette fois le centre de la Terre. L’axe des pôles terrestres, en se prolongeant à l’infini, devient l’axe du monde et l’équateur terrestre se transforme de la même manière en équateur céleste.

a. Coordonnées écliptiques

Toutes les planètes du système solaire empruntant à quelques exceptions près la voie écliptique pour parcourir leur orbite apparente autour de la Terre, on se servira du cadre de référence écliptique pour noter :

 La longitude écliptique d’un astre, comptée à partir du point gamma, optique d’un astre, comptée à partir du point gamma, de 0° à 360°, dans le sens de rotation apparent du Soleil et des planètes.

 La latitude écliptique d’un astre. Toutes les orbites planétaires n’étant pas exactement dans le plan écliptique, il s’en suit que les planètes peuvent être un peu plus haut (latitude écliptique Nord) ou plus bas (latitude écliptique Sud), par rapport à l’orbite apparente du Soleil. Jusqu’à la découverte récente de Pluton (1930), les planètes ne semblaient jamais s’éloigner de + ou - 8°30 du plan écliptique. Ce qui nous a valu la bande zodiacale de 17° de large. L’orbite de Pluton étant inclinée de 17°, la bande zodiacale pourrait être élargie à 34°. Elle contiendrait alors d’autres constellations que les douze qui constituent traditionnellement le zodiaque sidéral (succession des constellations qui constituent l’arrière-plan de la trajectoire du Soleil et des planètes).

 Bél-a : longitude écliptique de l’astre P
 a-P : latitude écliptique de l’astre P
 b-P : déclinaison de l’astre P
 Bél-b : ascension droite de l’astre P

L’objet céleste le plus important et le plus lumineux pour les terriens est l’étoile Soleil. Selon nos apparences, il tourne autour de la Terre en 365 jours environ, empruntant pour sa course annuelle une route étoilée : l’écliptique, ainsi baptisée parce que c’est sur ce cercle invisible et immatériel que se produisent les éclipses, lorsque la Lune sur son orbite légèrement inclinée sur le plan écliptique, croise le plan de la trajectoire solaire. L’axe de rotation terrestre étant incliné de 23°27’ par rapport au plan de l’équateur solaire, le plan écliptique coupe le plan équatorial céleste en deux points, nommés gamma et gamma prime, qui déterminent l’axe des équinoxes ; le diamètre d’écliptique perpendiculaire à l’axe équinoxial est l’axe des solstices.

 L’axe des équinoxes : à l’équinoxe de printemps, le Soleil croise au point gamma le plan de l’équateur céleste, quitte les constellations de l’hémisphère Sud devant lesquelles il se déplaçait depuis 6 mois et commence sa course dans l’hémisphère Nord, avec en arrière-plan de sa trajectoire les constellations boréales. A l’équinoxe d’automne, le Soleil croise à nouveau le plan équatorial céleste au point gamma prime et, cette fois, entame son parcours Sud, avec en toile de fond les constellations australes. Bien entendu, le printemps du Nord correspond à l’automne du Sud.
 L’axe des solstices : au solstice d’été, le Soleil sur l’écliptique atteint sa hauteur Nord maximale par rapport au plan équatorial (+ 23°27° de déclinaison Nord). Il décroît aussi et, au solstice d’hiver, il est au plus bas de sa course dans l’hémisphère Sud (- 23°27° de déclinaison Sud).

b. Coordonnées équatoriales

 Les cercles de position : passant par les pôles de la sphère céleste ou de la sphère locale en interceptant le centre d’un astre, ils servent à définir la position de cet astre. Dans la sphère céleste, ils se nomment cercles horaires, et servent à définir à quelle "heure" se trouve un astre par rapport à une référence arbitraire mais commune. Utile aux marins d’antan et aux naufragés-astronomes d’aujourd’hui. Noter que la référence est le passage du Soleil au point gamma : il est 0h00 sidérale, et l’angle horaire du Soleil est nul à midi en temps solaire moyen. Une heure plus tard, l’angle horaire a varié de 15° (360/24) et il est 1h00 sidérale, et 13h00 en temps solaire vrai.
 L’ascension droite : l’ascension droite d’un astre est l’angle du cercle horaire de l’astre et du cercle horaire du point gamma. Pour le Soleil, il se mesure au moment de la culmination supérieure du Soleil moyen. Plus généralement, l’ascension droite d’un astre mesure l’angle du cercle horaire de l’astre et du cercle horaire donné par le point vernal. Le temps sidéral de naissance n’est rien d’autre que l’ascension droite du Milieu du Ciel : entre le cercle horaire du degré de l’écliptique au MC et le cercle horaire du point vernal existe toujours un angle compris entre 0 et 360°, qui correspond au temps sidéral écoulé depuis le passage au méridien du point gamma. L’ascension droite du MC (ARMC) indique le temps sidéral de naissance (T.S.N.). On note à un moment donné que le Soleil et une étoile "fixe" sont dans la même direction : c’est l’origine conventionnelle du jour sidéral. Dans un deuxième temps, on note à quel moment l’étoile "fixe" se retrouve exactement au même endroit ; on remarque alors qu’il faut 23h56m04 s pour que la Terre fasse un tour complet sur elle-même.

Exemple de calcul du TSN :

b) Le jour solaire

Il mesure deux passages consécutifs du Soleil par rapport au même lieu d’observation terrestre, c.a.d. par rapport au méridien. Le jour solaire "vaut" 24h00, et s’appelle aussi "jour vrai". Le midi vrai mesure donc 2 passages consécutifs du Soleil au méridien de l’observatoire, lorsque le Soleil est au plus haut de sa course quotidienne. Le jour solaire est donc plus long de 3m56s que le jour sidéral : tout dépend des points de repères que l’on se donne pour mesurer l’écoulement du Temps.

c) Le jour moyen

Il est complètement artificiel et conventionnel. Aussi nommé jour civil, il nous permet de diviser le temps sidéral en tranches égales... pour le plus grand plaisir des mécaniques horlogères. L’orbite de la Terre étant elliptique, la distance de notre planète au Soleil connait un minima (périhélie, à 147 millions de km) et un maxima (aphélie, à 152 millions de km). Sa vitesse orbitale accélère donc (du maxima au minima) puis décélère (du minima au maxima) ; il s’ensuit que la durée du jour solaire varie en fonction de la distance de la Terre au Soleil ; la durée du jour solaire varie également du fait que la Terre est inclinée de 23°27 par rapport au plan équatorial solaire (variations en déclinaison). le mouvement est donc plus rapide vers le périhélie et plus lent vers l’aphélie, et affecte la durée du jour vrai. L’interaction entre ces deux phénomènes, désespérante pour la régularité immuable des mécaniques calendrières et horlogères, a conduit a la création d’un jour solaire moyen, immuable et normatif (niveau "R"). La différence entre jour moyen et jour solaire se nomme équation du temps.

Le temps solaire et le temps moyen coïncident lors du passage de la Terre au périhélie (1er janvier), à l’aphélie (1er juillet) (demi-grand axe de l’ellipse de l’orbite terrestre), et lorsque la Terre croise l’un des petits axes de l’ellipse (en avril et septembre), l’irrégularité de ces périodicités découlant des accélérations-décélérations de la Terre sur son orbite. En dehors de ces dates (moyennes elles aussi), le temps moyen peut être en avance sur le temps solaire (jusqu’à +16 mn fin octobre) ou en retard (jusqu’à -14 mn à la mi-février).

Nos éphémérides étant calculées en temps moyen, le Soleil n’est pas toujours au MC quand il est midi vrai au méridien du lieu. Le 11 Février par exemple, pour l’observatoire de Greenwich, le Soleil se trouve, à midi, à 3°30 avant le MC. A raison de 4 mn par degré, il "manque" bien 14 m. Le 28 Octobre, ce même Soleil moyen se trouve à 4°00 après le MC. Il est cette fois en avance de avance de 16 mn. Par contre, le Soleil est bien exactement au MC autour des dates indiquées plus haut (qui sont, rappelons-le, des dates moyennes). Notons que l’équation du temps a peu d’importance, puisque l’Etat-Civil comme les éphémérides utilisent le même référentiel de temps moyen.

Par contre, on comprendra mieux que les Tables des Maisons sont basées sur l’ascension droite du MC (AR/MC), voir plus loin), ne nous renseignent que sur la position relative du Soleil dans la sphère locale. Les autres planètes ont aussi leurs petites fantaisies (excentricité de l’ellipse, latitude écliptique), nullement identifiables à celles du Soleil. A la limite, pour avoir une représentation proche de la réalité de la situation des planètes dans la sphère locale, il faudrait autant de tables des Maisons qu’il y a de planètes.

Dans un référentiel géocentrique, le périhélie se transforme en périgée (le Soleil est au périgée vers le 1er Janvier) et l’aphélie en apogée (pour le soleil, vers le 1er Juillet) ; l’axe apogée-périgée se nomme axe des apsides. Du fait du parcours elliptique apparent du Soleil sur l’écliptique, les saisons vraies ont des durées inégales : le printemps (92 j 20 h dans l’hémisphère Nord) et l’été (93 j 15 h) sont plus longs que l’automne (89 j 15 h) et l’hiver (89 j).

Apsides : On appelle apsides les points sur l’orbite d’un corps céleste où celui-ci se trouve à la position la plus proche ou la plus éloignée de l’objet autour duquel il tourne. Dans le cas des corps de notre système solaire en orbite autour du Soleil, on se sert plutôt des termes aphélie et périhélie et, par rapport à l’orbite lunaire (ou bien d’un point de vue géocentrique en général), des expressions apogée et périgée. La ligne des apsides lie ces deux points et correspond par conséquent au grand axe des orbites elliptiques.

Au printemps et en été, le Soleil s’éloigne de la Terre (les jours vrais s’allongent, indépendamment des variations en déclinaison, mais en même temps les effets se conjuguent), en automne et en hiver, le Soleil se rapproche de la Terre (les jours vrais raccourcissent). Il va de soi que les variations en déclinaison jointes aux effets saisonniers se remarquent. A l’équateur, elles sont quasi-insensibles. Ce que l’on nomme saisons relève donc de trois facteurs distincts mais interdépendants :

 l’inclinaison de la Terre sur son orbite (déclinaisons N ou S)
 la latitude terrestre (saisons climatologiques)
 et la situation du Soleil par rapport aux apsides ligne SUITE

A voir aussi :

 Astronomie des Maisons
 Introduction à la cosmogonie
 Astronomie du système solaire
 Thème de domitude et hiérarchisation planétaire